La nébuleuse solaire et le disque protoplanétaire

Tout a commencé par l'effondrement gravitationnel d'un vaste nuage de gaz et de poussière — une nébuleuse solaire — probablement déclenché par l'onde de choc d'une supernova voisine. En s'effondrant sur elle-même, la matière s'est concentrée au centre pour former le jeune Soleil, tandis que le reste s'aplatissait sous l'effet de la rotation en un disque protoplanétaire, une galette de gaz et de poussière tournant autour de l'étoile naissante.

L'image d'ouverture de cette page, prise par le réseau de radiotélescopes ALMA autour de la jeune étoile HL Tauri, montre exactement ce stade : des anneaux concentriques creusés dans le disque, probablement par des planètes en cours de formation qui balaient la matière sur leur passage — une photographie directe d'un processus que l'on ne peut qu'imaginer pour notre propre système, disparu depuis des milliards d'années.

L'accrétion planétaire

À l'intérieur de ce disque, des grains de poussière microscopiques ont commencé à s'agglomérer par collisions successives, un processus appelé accrétion : d'abord en grains plus gros, puis en cailloux, en rochers, puis en corps de plusieurs kilomètres appelés planétésimaux. Les plus gros planétésimaux, grâce à leur gravité croissante, ont ensuite attiré et absorbé leurs voisins plus petits, grossissant progressivement jusqu'à devenir des planètes.

Ce processus explique pourquoi les planètes proches du Soleil, où seuls les matériaux rocheux et métalliques pouvaient rester solides, sont devenues petites et denses, tandis que celles formées au-delà de la ligne des glaces ont pu accumuler d'énormes enveloppes de gaz et de glaces, devenant les géantes que sont Jupiter, Saturne, Uranus et Neptune.

Découverts par Hubble en 1992 dans la nébuleuse d'Orion, à environ 1 350 années-lumière de la Terre, ces cinq disques baptisés « proplyds » (contraction de protoplanetary disks) montrent des systèmes en formation à différents stades de leur évolution, chacun contenant une jeune étoile entourée de son disque de gaz et de poussière — exactement le type d'environnement où notre propre Soleil et ses planètes se sont formés il y a 4,6 milliards d'années. Contrairement au disque calme de HL Tauri montré en haut de cette page, ces proplyds baignent dans le rayonnement ultraviolet intense d'étoiles massives voisines, qui érode et sculpte progressivement leurs disques en longues traînées évoquant des comètes.

La nébuleuse d'Orion, l'une des pouponnières d'étoiles les plus proches et les plus étudiées de la Voie lactée, abrite plusieurs centaines de proplyds recensés à ce jour — offrant aux astronomes un échantillon statistique précieux pour comprendre à quelle vitesse et dans quelles conditions les disques protoplanétaires se dissipent, une donnée essentielle pour estimer le temps disponible à la formation de planètes avant que la matière du disque ne soit balayée ou absorbée.

Le grand bombardement tardif

Environ 500 à 600 millions d'années après la formation du système solaire, une période appelée le grand bombardement tardif aurait vu le nombre d'impacts d'astéroïdes et de comètes sur les planètes et lunes internes augmenter fortement, probablement causée par un réarrangement des orbites de Jupiter et Saturne qui aurait déstabilisé une partie de la ceinture d'astéroïdes et des régions plus lointaines.

Cette période, encore débattue parmi les spécialistes quant à son intensité réelle, a laissé sa trace la plus visible sur la Lune, dont la surface cratérisée n'a pratiquement pas changé depuis — un témoin fossile de cette phase violente de l'histoire du système solaire, aujourd'hui installé dans l'équilibre relativement stable que l'on observe encore aujourd'hui.

Des planètes qui ont migré

Les modèles modernes de formation du système solaire, comme le modèle dit de Nice ou celui de la « grande bascule » (Grand Tack), suggèrent que les planètes géantes ne se sont pas formées à l'endroit exact qu'elles occupent aujourd'hui. Jupiter, en particulier, aurait migré vers l'intérieur du système solaire avant de repartir vers l'extérieur, entraînée par une résonance orbitale temporaire avec Saturne — un mouvement de va-et-vient qui aurait limité la masse disponible pour former Mars, expliquant pourquoi elle est restée bien plus petite que la Terre ou Vénus.

Ces migrations planétaires auraient aussi bousculé une grande partie des astéroïdes et des objets glacés, projetant certains vers le système interne et en éjectant d'autres vers les confins du système solaire — une explication plausible à l'origine du grand bombardement tardif et à la structure actuelle, plus dispersée qu'homogène, de la ceinture d'astéroïdes.

Un système toujours en évolution

Le système solaire n'a rien d'un mécanisme figé : les orbites planétaires connaissent d'infimes variations chaotiques sur des millions d'années, étudiées par des simulations numériques de plus en plus précises, sans que l'on puisse prédire son état exact au-delà de quelques dizaines de millions d'années avec certitude absolue. Certains modèles évoquent même, sur des échelles de temps extrêmement longues, une probabilité faible mais non nulle d'instabilité orbitale entre Mercure et les autres planètes internes.

À bien plus long terme encore, la transformation du Soleil en géante rouge dans environ 5 milliards d'années bouleversera définitivement l'organisation actuelle du système — et dans environ 4,5 milliards d'années, la collision prévue entre la Voie lactée et la galaxie d'Andromède rebattra les cartes à une échelle qui dépasse le système solaire lui-même.